Već smo spomenuli da je na osnovu postavki opće teorije relativnosti Albert Einstein pokušao matematički opisati svemir (za Mliječnu stazu, našu galaktiku, smatralo se tada je cijeli svemir). Godine 1917. predstavio je najjednostavniji moguć model homogenog i izotropnog svemira, u kojem je tvar ravnomjerno raspoređena prostorom, i koji je osim toga statičan, tj. s vremenom se niti širi niti sažima (što je bilo u skladu s eksperimentalnim podatkom o neširenju Mliječne staze). Iako je iz njegovih postavki trebalo da proistekne (a kasnije je i proisteklo) drukčije modeliranje svemira, njemu osobno sviđao se ovaj statički model, pa je, da bi ga matematički održao, u svoje jednadžbe uključio dodatni član, 'kozmološku konstantu' označenu sa lambda (λ), koja bi trebala poništavati gravitaciju koja steže svemir i tako drži svemir u ravnoteži. Kad je nakon Hubbleovih i Humasonovih otkrića širenja svemira Einstein potpuno napustio kozmološku konstantu, drugi znanstvenici su tu lambdu shvatili ozbiljnije, i smatrali su da nije za tek tako odbaciti. Budući da jednadžbe opće teorije nude različita rješenja, na osnovu toga je moguće napraviti i različite modele svemira. To je prvi učinio ruski znanstvenik Aleksander Friedmann tokom 1920-ih. Međutim, nije se moglo znati koji od tih modela svemira opisuje stvarni svemir u kojem živimo. Einstein nije preferirao to mnoštvo svemira pa je nastavio svoju potragu za jedinstvenim modelom koji opisuje stvarni svemir. Zajedno sa holandskim astronomom Willemom de Sitterom je početkom 1930-ih, odmah poslije otkrića Hubbleova zakona širenja svemira, razvio Einstein – de Sitterov model, najjednostavniju inačicu svemira kojeg dopuštaju jednadžbe opće relativnosti – svemir koji je ravan, s homogenim prostorom i kozmološkom konstantom λ=0. Einstein – de Sitterov model postao je uzor s kojim su se uspoređivali ostali modeli.


Međutim, u ovom modelu postoji jedno svojstvo koje su Albert i Willem izbjegli spomenuti (da ne bi sami sebi oborili hipotezu). U njemu postoji jedinstvena veza između brzine kojom se svemir širi danas i njegove dobi. Naime, što se svemir danas sporije širi, to mu je manje vremena trebalo da dostigne sadašnju veličinu, a u obzir također valja uzeti način na koji se širenje usporavalo od vremena Velikog praska. Koristeći vrijednost Hubbleove konstante dobiveno je da je Einstein – de Sitterov svemir star samo 1.2 milijarde godina, što je samo trećina starosti koja se tada pripisivala Zemlji. Očito je da nešto nije bilo s tim modelom uredu.


Ali 1930-ih godina i narednih decenija postojao je još jedan način rješavanja ovog problema, predložen od G. Lemaîtrea. Uz odgovarajući izbor parametara, jednadžbe opisuju model koji započinje kao vrlo gust, potom se neko vrijeme širi, a zatim bez širenja ili sažimanja neodređeno dugo 'miruje' te se naposljetku ponovno počinje da širi. Kada bi ovo bilo ispravno i kad bismo mi živjeli u drugoj fazi širenja, moglo bi se doći do dobi svemira mnogo veće nego što pokazuje današnji odnos crvenog pomaka i udaljenosti. Bez mogućnosti da se dokaže koji je model pravi, činilo se da je u tom desetljeću izbor modela svemira samo stvar osobne sklonosti.


Promatranjima stvarnog svemira shvatilo se da i uz najbolje procjene Hubblove konstante i odgovarajuće izračunate dobi svemira, Einstein – de Sitterovu modelu nedostaje nešto vrlo važno. Tako se tijekom 1990-ih došlo do ponovne potrebe postojanja kozmološke konstante; iz nužnosti, jer drugog izbora nije bilo.


Spominjali smo da za izravnavanje prostora (koji je sigurno ravan – teorija inflacije) treba mnogo tamne materije. Međutim, iz proučavanja načina gibanja galaktika pronađeni su čvrsti dokazi za postojanje tek oko 30% te mase. Jedan od načina da se ta poteškoća riješi, bio je član λ, koji se prije jedno desetljeće sve ozbiljnije počeo razmatrati. Kozmološka konstanta djeluje na svemir na tri načina. Najprije, uz odgovarajuću vrijednost λ prostor postaje elastičan i stvara antigravitacijsko djelovanje, svojevrsno kozmičko odbijanje. „Sada Einsteinova 'najveća glupost' postaje jednim od najvećih njegovih uspjeha“ (M. Bartusiak). (To kozmičko odbijanje, odnosno takva lambda, prozvana je tamnom energijom.)


To odbijanje ekvivalentno je energiji praznog prostora, slično kao što je s energijom materije povezana gravitacija kao izraz geometrije zakrivljenog prostora. Upravo ovo označuje drugo djelovanje λ na svemir. Kako je energija ekvivalentna masi, E=mc2, član λ također ima utjecaja na gravitaciju. Uz ispravan izbor λ moguće je dobiti univerzalnu energiju koja tvori 70% mase potrebne za izravnavanje svemira, a s vrlo malim, jedva zamjetljivim, utjecajem na širenje svemira.


E sada ključnu ulogu preuzimaju supernove spomenute na početku teksta. Nakon što su 1980-ih sazrele tehnike za pronalaženje supernova u dalekim galaktikama, znanstvenici su se dali na mjerenje sjaja nekoliko desetaka supernovih I. vrste u vrlo dalekim galaktikama. Kada su njihove sjajeve usporedili s crvenim pomacima tih galaktika, pronašli su da su njihove brzine oslobađanja nešto manje nego što se moglo očekivati primjenjujući Hubbleov zakon izračunat prema bliskim galaktikama. To pak znači da se svemir ubrzava u širenju, a ne da se usporava kako se dotad očekivalo. Naime, mi bliske galaktike vidimo onako kako su izgledale prilično nedavno, dok daleke galaktike gledamo u njihovoj dalekoj prošlosti. Bliske galaktike se međusobno udaljavaju brže negoli udaljene (kako ih sada vidimo) jer se širenje svemira ubrzava. (Ta tamna energija počela je ubrzavati svemir 7 milijardi godina po nastanku.) Ovo otkriće trijumfiralo je na pokazivanju da je veličina kozmičkog odbijanja 70% mase-energije potrebne da izravna svemir.


U svemiru postoji nepromijenjena količina mase-energije koja se sva stvorila u činu Velikog praska, a raspodijeljena je između bariona, hladne tamne tvari, vruće tamne tvari i λ.


Na kraju spomenimo da će sve zamisli o identitetu svemira biti korigirane i verificirane za par godina, kada će se završiti misija nekoliko satelita (ukoliko bude uspješna) koja će ključne kozmološke parametre, λ, W i H, odrediti s točnošću od 0,1%.


Franjo Šarčević, 04/2009

Literatura i izvori


Posljednji dio narednog ponedjeljka

Prethodno: Veliki prasak, 7.dio: Teorija inflacije